Banda principal

Da Wikipedia, a enciclopedia libre.
Ir á navegación Ir á busca
O cinto principal de asteroides (en branco) atópase entre as órbitas de Marte e Xúpiter .

O principal cinto de asteroides é a rexión do sistema solar situada aproximadamente entre as órbitas de Marte e Xúpiter . Está ocupado por numerosos corpos de forma irregular chamados asteroides ou planetas menores. Aproximadamente a metade da masa do cinto está contida nos catro asteroides máis grandes, Ceres , Vesta , Pallas e Hygiea . Estes teñen un diámetro medio superior aos 400 km, mentres que Ceres, o único planeta anano do cinto, ten un diámetro medio duns 950 km.[1] [2] [3] [4] Os restantes corpos son máis pequenos, ata o dun gran de po. O material asteroidal está moi repartido; numerosas naves non tripuladas pasaron por ela sen incidentes.

Xeneralidade

Poden producirse colisións entre asteroides máis grandes que poden formar unha familia de asteroides cuxos membros teñen características e composicións orbitais similares. Unha vez críase que as colisións entre asteroides producían ese po fino que máis contribúe a formar luz zodiacal . Non obstante, Nesvorny e Jenniskens (2010 Astrophysical Journal) atribuíron o 85% do po de luz zodiacal a fragmentacións de cometas da familia de Xúpiter en lugar de colisións entre asteroides. Os asteroides individuais do cinto clasifícanse segundo o seu espectro . A maioría compártese en tres grupos básicos: a base de carbono ( tipo C ), a base de silicato ( tipo S ), a base de metal ( tipo M ).

Segundo a teoría da chamada hipótese planetesimal de Viktor Safronov [5] , o cinto de asteroides formouse a partir da nebulosa solar primordial como unha agregación de planetesimais , que á súa vez formaron os protoplanetas . Con todo, entre Marte e Xúpiter , as perturbacións gravitacionais causadas por Xúpiter dotaran aos protoplanetas de demasiada enerxía orbital para que se convertesen en planetas. As colisións volvéronse demasiado violentas, polo que en vez de agregarse, os planetesimais e a maioría dos protoplanetas romperon. Como resultado, o 99,9% da masa inicial do cinto de asteroides perdeuse nos primeiros 100 millóns de anos de vida do Sistema Solar. [6] Finalmente, algúns fragmentos dirixíronse ao sistema solar interno , causando impactos de meteoritos cos planetas interiores. As órbitas dos asteroides seguen perturbándose significativamente cada vez que o seu período de revolución ao redor do Sol entra en resonancia orbital con Xúpiter. Ás distancias orbitais ás que se atopan, cando se empuxan a outras órbitas, fórmase un oco de Kirkwood .

Noutras rexións do Sistema Solar hai outros corpos menores , incluídos: os centauros , os obxectos do cinto de Kuiper e o disco difuso , os cometas da nube de Oort .

Antecedentes

Icona de lupa mgx2.svg O mesmo tema en detalle: Definición do planeta e Lista de asteroides .
Giuseppe Piazzi , o descubridor de Ceres , o obxecto máis grande do cinto de asteroides. Durante varias décadas despois do seu descubrimento, Ceres foi considerado un planeta, despois do cal foi reclasificado como asteroide número 1. En 2006 reclasificouse como un planeta anano.

Nunha nota anónima á súa tradución de Contemplation de la Nature de Charles Bonnet en 1766, [7] o astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg [8] [9] observara un patrón aparente na disposición dos planetas. Comezando unha secuencia numérica de 0, logo 3, 6, 12, 24, 48, etc., duplicando cada vez, sumando catro a cada número e dividindo entre 10, obtivemos cunha boa aproximación os raios das órbitas dos entón planetas coñecidos. , medido en unidades astronómicas . Este modelo, agora coñecido como lei de Titius-Bode , predixo o eixo semi-maior dos seis planetas da época (Mercurio, Venus, Terra, Marte, Xúpiter e Saturno) coa inserción dun "baleiro" entre as órbitas de Marte e Xúpiter. Na súa nota, Titius preguntábase: ¿deixaría o Lord Architect ese espazo baleiro? Certamente non. [8] En 1768, o astrónomo Johann Elert Bode mencionou os informes de Titius no seu Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels (Instrucións para o coñecemento do ceo estrelado), sen acreditar a Titius agás nas edicións posteriores. Deuse a coñecer como "lei de Bode". [9] Cando William Herschel descubriu Urano en 1781, a órbita do planeta encaixaba case perfectamente coa lei, o que levou aos astrónomos a concluír que debía haber un planeta entre as órbitas de Marte e Xúpiter.

En 1800 o astrónomo barón Franz Xaver von Zach reuniu a 24 dos seus compañeiros nun club, a Vereinigte Astronomische Gesellschaft ("Sociedade Astronómica Unida"), que chamou informalmente "Sociedade Lilienthal" [10] para as súas reunións en Lilienthal , unha cidade preto de Bremen . Decidido a poñer orde ao sistema solar, o grupo coñeceuse como "Himmelspolizei", a policía celeste. Contaba con membros destacados como Herschel, o astrónomo real británico Nevil Maskelyne , Charles Messier e Heinrich Olbers . [11] A Sociedade asignou a cada astrónomo unha rexión do zodíaco a 15 ° para buscar o planeta desaparecido. [12]

Só uns meses despois, alguén confirmou as súas expectativas. O 1 de xaneiro de 1801, Giuseppe Piazzi , profesor de Astronomía da Universidade de Palermo , descubriu un diminuto obxecto en movemento nunha órbita cun radio previsto pola lei Titius-Bode. Chamouno Ceres , en honra á deusa romana da colleita e patroa de Sicilia. Piazzi inicialmente cría que era un cometa, pero a falta do coma indicaba que era un planeta. [11] Quince meses despois, Heinrich Wilhelm Olbers descubriu un segundo obxecto na mesma rexión, Pallas . A diferenza dos outros planetas, estes obxectos tiñan luz puntual e, mesmo con un aumento máximo do telescopio, non mostraban un disco. Ademais do seu rápido movemento, parecían indistinguibles das estrelas . En consecuencia, en 1802 William Herschel propuxo clasificalos nunha categoría separada, chamada asteroides, do grego asteroeides, que significa "estrela". [13] [14] Ao final dunha serie de observacións de Ceres e Pallas, concluíu:

«Nin a denominación de planeta nin a de cometa poden ser dadas con propiedades lingüísticas a estas dúas estrelas ... Aseméllanse tanto a estrelas pequenas que dificilmente se distinguen delas. Entón, tendo en conta o aspecto asteroide, se lles teño que poñer un nome, chámolles asteroides, reservándome a liberdade de cambialo de calquera xeito, se me ocorre outro que exprese mellor a súa natureza ".

( [15] )

A pesar do termo acuñado por Herschel, durante varias décadas mantívose a práctica habitual referirse a estes obxectos como planetas. [7] En 1807, a investigación posterior revelou dous novos obxectos na rexión: Juno e Vesta . [16] O incendio de Lilienthal durante as guerras napoleónicas puxo fin a este primeiro período de descubrimento, [16] e só en 1845 algúns astrónomos descubriron outro obxecto, Astrea . Pouco despois atopáronse novos obxectos a un ritmo acelerado e contalos entre os planetas fíxose cada vez máis pesado. Finalmente, foron purgados da lista de planetas, tal e como suxeriu Alexander von Humboldt a principios da década de 1850, e a nomenclatura elixida por William Herschel, "asteroides", foi gradualmente ao seu uso común. [7]

O descubrimento de Neptuno en 1846 provocou o desprestixio da lei Titius-Bode aos ollos dos científicos, xa que a súa órbita non estaba preto das posicións previstas. Non hai explicacións científicas para a lei e a comunidade astronómica considéraa só unha coincidencia. [17]

Orixes

Distribución da inclinación orbital dos asteroides do cinto principal

Formación

En 1802, un par de meses despois de descubrir a Pallas, Heinrich Olbers propúxolle a William Herschel a hipótese de que Ceres e Pallas eran fragmentos dun planeta moito máis grande que sufrira unha explosión ou un impacto interno cun cometa hai moitos millóns de anos. [18] Non obstante, co paso do tempo, esta hipótese perdeu credibilidade. A enorme cantidade de enerxía necesaria para destruír un planeta, ademais da modesta masa global do cinto, aproximadamente o 4% da lúa ,[1] non admiten a hipótese. Ademais, as diferenzas químicas significativas entre os asteroides serían difíciles de explicar se procedesen do mesmo planeta. [19] Hoxe en día, a maioría dos científicos aceptan a idea de que, en vez de fragmentos dun planeta nai, os asteroides nunca formaron un planeta.

En xeral, crese que a formación de planetas no Sistema Solar produciuse a través dun proceso similar ao da hipótese nebular: unha nube de po e gas interestelar que se derruba baixo a influencia da gravidade para formar un disco rotatorio de material que logo condénsase aínda máis para formar o Sol e os planetas. [20] Durante os primeiros millóns de anos do Sistema Solar, un proceso de acreción provocou a agregación de pequenas partículas, que gradualmente aumentaron de tamaño. Unha vez que alcanzou unha masa suficiente, o material agregado podería atraer outros corpos por atracción gravitacional converténdose en planetesimais . Esta acreción gravitatoria levou á formación de planetas rochosos e xigantes gasosos .

Dentro da rexión que máis tarde se convertería no cinto de asteroides, os planetesimais foron perturbados demasiado intensamente pola gravidade de Xúpiter para que formasen un planeta. Pola contra, seguían orbitando ao redor do Sol, chocando entre si de cando en vez. [21] Nas rexións onde a velocidade media das colisións era demasiado alta, a rotura dos planetesimais tendía a dominar a acreción, [22] impedindo a formación de corpos de tamaño planetario. As resonancias orbitais producíronse cando o período orbital dun obxecto no cinto formaba unha fracción enteira co período orbital de Xúpiter, perturbando o obxecto nunha órbita diferente; na rexión entre as órbitas de Marte e Xúpiter hai moitas destas resonancias orbitais. Coa migración de Xúpiter cara ao interior do Sistema Solar , estas resonancias terían varrido o cinto de asteroides, excitando á poboación de planetesimais e facendo que aumentasen as súas velocidades relativas. [23]

Durante as primeiras etapas do Sistema Solar, os asteroides fundíronse nalgún grao, permitindo que os elementos dentro deles se diferenciasen parcial ou completamente pola masa. Algúns dos corpos proxenitores tamén poden sufrir períodos de vulcanismo explosivo coa formación de océanos de magma . Non obstante, debido ao tamaño relativamente pequeno dos corpos, o período de fusión fora necesariamente curto (en comparación con planetas moito maiores), e ocorreu nas primeiras decenas de millóns de anos da formación do Sistema Solar. [24] Un estudo (agosto de 2007) sobre os cristais de circonio dun meteorito antártico, que se cre orixinario de Vesta , suxire que este último e, por extensión, o resto do cinto de asteroides, formáronse bastante rapidamente, nos dez millóns anos dende a orixe do Sistema Solar. [25]

Evolución

Os asteroides non son campións dos primeiros sistemas solares. Sufriron unha evolución considerable desde a súa formación, incluíndo o quecemento interno (nas primeiras decenas de millóns de anos), a fusión do impacto superficial, a erosión espacial por radiación e o bombardeo por micro meteoritos . [26] Aínda que algúns científicos se refiren aos asteroides como residuos de planetesimais, [27] outros consideran que son distintos. [28]

Crese que o actual cinto de asteroides contén só unha pequena parte da masa do primixenio. As simulacións por ordenador indican que o cinto orixinal podería estar formado por unha masa equivalente á da Terra. [29] Debido principalmente a perturbacións gravitacionais, a maior parte do material foi expulsado do cinto dentro dun millón de anos despois da súa formación, deixando atrás menos do 0,1% da súa masa orixinal. [21] Desde a súa formación, o tamaño dos asteroides mantívose relativamente estable: non houbo aumentos ou descensos significativos no tamaño típico dos asteroides do cinto principal. [30]

A resonancia orbital 4: 1 con Xúpiter, cun radio de 2,06 UA , pode considerarse o límite interno do cinto de asteroides. As perturbacións de Xúpiter empuxan corpos alí abaixo, para vagar en órbitas inestables. A maioría dos corpos formados dentro do raio deste oco foron arrastrados por Marte (que ten un afelio a 1,67 UA) ou afastáronse das súas perturbacións gravitatorias no inicio do sistema solar. [31] Os asteroides do grupo Hungaria están situados máis preto do Sol que os corpos de resonancia 4: 1, pero están protexidos por órbitas de alta inclinación. [32]

Cando se formou o cinto de asteroides, as temperaturas alcanzaron a liña de xeadas a unha distancia de 2,7 UA do Sol, por debaixo do punto de conxelación da auga. Os planetesimais formados máis alá deste radio foron capaces de acumular xeo. [33] [34] En 2006 anunciouse que se descubrira unha poboación de cometas dentro do cinto de asteroides, máis alá da liña de xeadas; estes cometas puideron ser unha fonte de auga para os océanos da Terra. Segundo algunhas hipóteses, non houbo suficiente desgasificación da auga durante o período de nacemento da Terra para que se formaran os océanos, un suceso que requiriría unha fonte externa como un bombardeo cometario. [35]

características

Gaspra , o primeiro asteroide capturado por unha sonda espacial, Galileo , durante o sobrevoado de 1991; as cores non son reais.
Fragmento do meteorito Allende , unha condrita carbonosa que caeu en México no 1969

Ao contrario da crenza popular, o cinto de asteroides está principalmente baleiro. Os asteroides distribúense nun volume tan grande que sería improbable alcanzalo sen un seguimento preciso. Non obstante, actualmente coñécense centos de miles de asteroides e o número total, dependendo do menor tamaño de tamaño, pode chegar aos millóns. Máis de 200 asteroides teñen un diámetro superior a 100 km, [36] e unha investigación realizada empregando lonxitudes de onda infravermella demostrou que o cinto de asteroides ten 700.000-1.700.000 cun diámetro de 1 km ou máis. [37] A magnitude aparente da maioría dos asteroides varía de 11 a 19, cunha media de ao redor de 16. [38]

Estímase que a masa total do cinto de asteroides é de 2,8 × 10 21 a 3,2 × 10 21 kg (o 4% da masa da Lúa). [2] Os catro obxectos máis grandes, Ceres , Vesta , Pallas e Hygiea representan a metade da masa total da fascia, mentres que Ceres só supón case un terzo. [3] [4]

Composición

A correa actual está composta principalmente por tres categorías de asteroides: tipo C (a base de carbono), tipo S (a base de silicato), tipo M (a base de metal).

Os asteroides carbonáceos, como o seu nome indica, son ricos en carbono e dominan as rexións exteriores do cinto. [39] Constitúen máis do 75% dos asteroides visibles. Son máis vermellos que os demais e teñen un albedo moi baixo. A súa composición superficial é similar á dos meteoritos condritas carbonáceas. Quimicamente, os seus espectros corresponden á composición primixenia do Sistema Solar, só eliminándose os elementos máis lixeiros e volátiles.

Os asteroides ricos en silicatos están máis estendidos cara á rexión interna do cinto, a 2,5 UA do Sol. [39] [40] Os espectros das súas superficies revelan a presenza de silicatos e algúns metais, mentres que a presenza de compostos carbonosos é modesto. Isto indica que os materiais modificáronse significativamente a partir da súa composición primixenia, probablemente mediante fundición. Teñen un albedo relativamente alto e representan aproximadamente o 17% de toda a poboación de asteroides.

Os asteroides ricos en metais representan aproximadamente o 10% da poboación total; os seus espectros semellan o do ferro-níquel. Crese que algúns se formaron a partir dos núcleos metálicos de proxenitores diferenciados que foron esnaquizados por colisións. Non obstante, tamén hai algúns compostos a base de silicatos que poden producir un aspecto similar. Por exemplo, o gran asteroide de tipo M 22 Kalliope non parece estar composto principalmente por metal. [41] Dentro do cinto de asteroides, a distribución dos asteroides de tipo M alcanza o seu nivel máximo a unha distancia de aproximadamente 2,7 UA. [42]

Un aspecto que aínda non se aclarou é a relativa rareza dos asteroides basálticos (tipo V). [43] As teorías sobre a formación de asteroides predicen que os obxectos do tamaño de Vesta ou superior deberían formar cortizas e mantos, compostos principalmente por rochas de basalto; máis da metade dos asteroides deberían estar compostos por basalto ou olivina . Non obstante, as observacións indican que no 99 por cento dos casos o material basáltico non está presente. [44] Ata 2001, moitos corpos basálticos descubertos no cinto de asteroides crían que proviñan de Vesta (de aí o seu nome tipo V). Non obstante, o descubrimento do asteroide 1459 Magnya revelou unha composición química lixeiramente diferente dos outros asteroides basálticos descubertos ata entón, o que suxire unha orixe diferente. [44] Esta hipótese reforzouse co descubrimento en 2007 de dous asteroides no cinto exterior, 7472 Kumakiri e (10537) 1991 RY 16 , con composición basáltica diferente que non podería orixinarse de Vesta. Estes dous últimos son os únicos asteroides de tipo V descubertos no cinto exterior ata a data. [43]

A temperatura do cinto de asteroides varía coa distancia do Sol. Para as partículas de po dentro do cinto, as temperaturas varían de 200 K (−73 ° C) a 2,2 UA ata 165 K (−108 ° C) a 3,2 UA. [45] Non obstante, debido á rotación, a temperatura superficial dun asteroide pode variar considerablemente, xa que os lados están alternativamente expostos á radiación solar primeiro e despois ao fondo estelar.

Cometas do cinto principal

Varios corpos da fascia externa amosan actividade cometaria . Dado que as súas órbitas non se poden explicar coa captura de cometas clásicos, pénsase que moitos dos asteroides externos poden estar xeados, sendo o xeo ás veces sublimado a través de pequenas protuberancias. Os cometas do cinto principal puideron ser unha das principais fontes dos océanos da Terra: os cometas clásicos teñen unha relación deuterio-hidróxeno demasiado baixa para ser considerada a principal fonte. [46]

Órbitas

Distribución da excentricidade dos asteroides principais do cinto

A maioría dos asteroides do cinto teñen unha excentricidade orbital inferior a 0,4 e unha inclinación inferior a 30 °. A súa distribución orbital é maior cunha excentricidade de aproximadamente 0,07 e unha inclinación inferior a 4 °. [38] Así, mentres un asteroide típico ten unha órbita case circular e está relativamente preto do plano eclíptico , algúns poden ter órbitas moi excéntricas e estenderse ben fóra do plano eclíptico.

Ás veces o termo "cinto principal" úsase para indicar só a rexión central, onde se atopa a concentración máis forte de corpos. Está situado entre os buratos de Kirkwood 4: 1 e 2: 1 (a 2,06 e 3,27 UA respectivamente), e a excentricidades orbitais inferiores a aproximadamente 0,33, con inclinacións orbitais inferiores a aproximadamente 20 °. A rexión central contén aproximadamente o 93,4% de todos os asteroides numerados do sistema solar. [47]

Kirkwood Gaps

Icona de lupa mgx2.svg Mesmo tema en detalle: Kirkwood lacuna .
Esta gráfica mostra a distribución dos semieixes principais dos asteroides no "corazón" do cinto de asteroides. As frechas negras indican as lagoas de Kirkwood, onde as resonancias orbitais con Xúpiter desestabilizan as órbitas.

O eixo semi-maior dun asteroide úsase para describir a súa órbita ao redor do Sol, e o seu valor determina o período orbital do planeta menor. En 1866 Daniel Kirkwood anunciou o descubrimento de ocos nas distancias das órbitas destes corpos respecto ao Sol. Situáronse en posicións onde o seu período de revolución ao redor do Sol era unha fracción enteira do período orbital de Xúpiter. Kirkwood propuxo a hipótese de que as perturbacións gravitacionais do planeta fixeron que os asteroides se afastasen destas órbitas. [48]

Cando o período orbital medio dun asteroide é unha fracción enteira do de Xúpiter, xérase unha resonancia de movemento media co xigante gasoso suficiente para perturbar os elementos orbitais do asteroide. Os asteroides que remataran nos ocos (orixinariamente debido á migración da órbita de Xúpiter, [49] ou debido a perturbacións ou colisións anteriores) móvense gradualmente a outras órbitas aleatorias, cun eixo semi-maior diferente.

Os ocos non son visibles nunha simple instantánea das posicións dos asteroides nun determinado momento, xa que as órbitas dos asteroides son elípticas e moitos asteroides aínda cruzan os raios correspondentes aos ocos. A densidade de asteroides nestes ocos non difire significativamente da das rexións veciñas. [50]

As lagoas principais corresponden ás seguintes resonancias de movemento medio con Xúpiter: 3: 1, 5: 2, 7: 3 e 2: 1. Por exemplo, un asteroide no burato de Kirkwood 3: 1, para cada órbita de Xúpiter, orbita ao redor do Sol tres veces. As resonancias máis débiles ocorren con outros valores de semieixe maior, con menos asteroides que os próximos. (Por exemplo, unha resonancia de 8: 3 para asteroides cun eixo semi-maior de 2,71 UA). [51]

A poboación principal (ou central) do cinto de asteroides divídese ás veces en tres zonas, en función das lagoas máis importantes. A primeira zona está situada entre os ocos de Kirkwood con resonancia 4: 1 (2,06 UA) e 3: 1 (2,5 UA). A segunda zona continúa desde o final da primeira ata o burato cunha resonancia de 5: 2 (2,82 AU). A terceira zona esténdese desde o bordo exterior da segunda ata o oco cunha resonancia 2: 1 (3,28 AU). [52]

O cinto de asteroides tamén se pode dividir no cinto interno e externo, onde o cinto interno está formado por asteroides que orbitan máis preto de Marte que o oco 3: 1 (2,5 UA) e o cinto exterior formado por aqueles asteroides máis próximos á órbita de Xúpiter. (Algúns autores dividen a banda interna da banda externa con resonancia 2: 1 (3,3 AU), mentres que outros a dividen en banda interna, mediana e externa).

Colisións

A luz zodiacal, creada en parte polo po das colisións do cinto de asteroides.

A gran poboación do cinto principal determina un ambiente moi activo, onde moitas veces se producen colisións entre asteroides (en escalas de tempo astronómicas). As colisións entre corpos do cinto principal con outras cun radio medio de 10 km prodúcense aproximadamente unha vez cada 10 millóns de anos. [53] Unha colisión pode fragmentar un asteroide en varias pezas máis pequenas (levando á formación dunha nova familia de asteroides ). Pola contra, as colisións que se producen a velocidades relativamente baixas tamén poden unir dous asteroides. Despois de máis de 4.000 millóns de anos de procesos deste tipo, os membros do cinto de asteroides agora pouco se parecen á poboación orixinal.

Ademais dos asteroides, o cinto principal tamén contén bandas de po compostas por partículas cun radio de ata algúns centos de micrómetros. Este fino material prodúcese, polo menos en parte, por colisións entre asteroides e por impactos de micrometeoritos sobre asteroides. Debido ao efecto Poynting-Robertson , a presión da radiación solar fai que este po no interior espiral lentamente cara ao Sol. [54]

A combinación deste fino po de asteroide, así como o material cometario expulsado, produce a luz zodiacal . Este débil resplandor auroral pódese ver pola noite estendéndose desde a dirección do Sol ao longo do plano da eclíptica . As partículas que producen luz zodiacal visible teñen un radio medio duns 40 micras. A vida media destas partículas é duns 700.000 anos; polo tanto, para preservar as bandas de po, hai que producir constantemente novas partículas dentro do cinto de asteroides. [54]

Meteoritos

Algúns restos producidos por colisións poden formar meteoroides que entran na atmosfera terrestre. [55] Dos 50.000 meteoritos atopados na Terra ata o momento, crese que o 99,8 por cento se orixinou no cinto de asteroides. [56] Un estudo de setembro de 2007 formulou a hipótese de que a colisión entre o asteroide 298 Baptistina e un corpo grande enviou unha serie de fragmentos ao sistema solar interior. Crese que os impactos destes fragmentos crearon tanto o cráter Tycho na Lúa como o cráter Chicxulub en México, os restos do impacto masivo que provocou a extinción dos dinosauros hai 65 millóns de anos. [57]

Familias e grupos

Icona de lupa mgx2.svg Mesmo tema en detalle: Familia de asteroides .
Diagrama de inclinación orbital ( i p ) - excentricidade ( e p ) dos asteroides numerados do cinto principal; mostra claramente grupos que representan familias de asteroides.

En 1918, o astrónomo xaponés Kiyotsugu Hirayama notou que as órbitas dalgúns asteroides tiñan parámetros similares; pensouse así clasificalos en familias e grupos. [58]

Aproximadamente un terzo dos asteroides principais do cinto son membros dunha familia de asteroides. Estes comparten elementos orbitais similares, como o eixo semi-maior, a excentricidade e a inclinación orbital, así como características espectrais similares, cada un dos cales indica unha orixe común na fragmentación dun corpo máis grande. Os diagramas destes elementos mostran concentracións de asteroides que indican a presenza dunha familia. Hai preto de 20-30 asociacións que case con toda seguridade son familias de asteroides. Estes pódense confirmar cando os seus membros presentan características espectrais comúns. [59] As asociacións máis pequenas de asteroides chámanse grupos ou grupos.

Algunhas das familias máis importantes do cinto de asteroides (en orde ascendente do semieixe maior) son: Flora , Eunomia , Coronide , Eos e Temas . [42] A familia Flora, unha das máis grandes con máis de 800 membros, puido formarse a partir dunha colisión hai menos de mil millóns de anos. [60] O asteroide máis grande que é un verdadeiro membro dunha familia (en oposición ao intruso Ceres coa familia Gefion ) é 4 Vesta. Crese que a familia Vesta estivo formada por un impacto (coa formación relativa dun cráter) en Vesta. Os meteoritos HED tamén poderían ser o resultado desta colisión. [61]

Dentro do cinto de asteroides descubríronse tres bandas de po con inclinacións orbitais similares ás das familias Eos, Koronis e Themis, polo que quizais se poidan asociar a estes grupos. [62]

Aforas

Preto do bordo interno da fascia (a unha distancia de 1,78 a 2,0 UA, cun eixo medio semi-maior de 1,9 UA) está o grupo Hungaria . Chámase así polo membro principal, 434 Hungaria , e contén polo menos 52 asteroides con órbitas moi inclinadas. Alcuni membri appartengono alla categoria degli asteroidi che intersecano l'orbita di Marte , le cui perturbazioni gravitazionali sono probabilmente un fattore che riduce la popolazione totale di questo gruppo. [63]

Un altro gruppo ad alta inclinazione orbitale nella parte interna della fascia degli asteroidi è la famiglia Phocaea . Questi sono composti principalmente da asteroidi di tipo S, mentre la vicina famiglia Hungaria comprende alcuni asteroidi di tipo E . [64] La famiglia Phocaea orbita tra 2,25 e 2,5 UA dal Sole.

Vicino al bordo esterno della fascia vi è il gruppo di Cibele , in orbita tra 3,3 e 3,5 UA, e con una risonanza orbitale 7:4 con Giove. La famiglia Hilda orbita tra 3,5 e 4,2 UA, in orbite relativamente circolari e con una risonanza orbitale stabile 3:2 con Giove. Ci sono pochi asteroidi oltre 4,2 UA, fino all'orbita di Giove. Qui si trovano le due famiglie di asteroidi troiani che, almeno tra oggetti di dimensioni superiori a 1 km, sono numerosi all'incirca quanto gli asteroidi della fascia principale. [65]

Nuove famiglie

Alcune famiglie di asteroidi si sono formati di recente, in termini astronomici. La Famiglia Karin apparentemente formata circa 5,7 milioni di anni fa da una collisione con un asteroide progenitore di raggio di 33 km. [66] La famiglia Veritas si formò circa 8,3 milioni di anni fa, e la prova di questa affermazione è costituita da polvere interplanetaria recuperata da sedimenti marini. [67]

Più di recente, il gruppo Datura sembra essersi formato circa 450 000 anni fa da una collisione con un asteroide della fascia principale. La stima dell'età si basa sull'ipotesi che, a quel tempo, le orbite dei suoi membri fossero quelle attuali. Questo gruppo e altre formazioni, come ad esempio il gruppo Iannini (circa 1,5 milioni di anni fa), potrebbero essere stati una fonte di materiale per la polvere zodiacale. [68]

Esplorazioni

Rappresentazione artistica del veicolo spaziale Dawn con Vesta (a sinistra) e Cerere (a destra).

Il primo veicolo spaziale ad attraversare la fascia degli asteroidi fu Pioneer 10 , che entrò nella regione il 16 luglio 1972. A quel tempo si temeva che i detriti della fascia potessero rappresentare un rischio per la navicella, ma da allora è stata attraversata da 11 veicoli partiti dalla Terra senza alcun incidente. Pioneer 11 , Voyager 1 e 2 e Ulysses passarono attraverso la fascia senza riprendere alcun'immagine. Galileo riprese immagini dell'asteroide 951 Gaspra nel 1991 e di 243 Ida nel 1993, NEAR , di 253 Mathilde nel 1997, Cassini , di 2685 Masursky nel 2000, Stardust , di 5535 Annefrank nel 2002, New Horizons , di 132524 APL nel 2006, Rosetta , di 2867 Šteins nel 2008. A causa della bassa densità di materiale all'interno della fascia, oggi si stima che, per una sonda, le probabilità di impatto con un asteroide sono meno di una su un miliardo. [69]

La maggior parte delle immagini degli asteroidi della fascia provengono da brevi flyby di sonde dirette verso altri obiettivi. Solo le missioni Dawn , NEAR e Hayabusa hanno studiato le orbite e le superfici degli asteroidi per un periodo prolungato. Dawn ha esplorato Vesta dal luglio 2011 al settembre 2012, ed per poi osservare Cerere dal 2015 fino a fine missione. Una possibile visita di Pallade della sonda, a missione conclusa, fu pensata marginalmente, ma risultò irrealizzabile per la forte differenza di orbita, mentre la proposta di visitare un altro asteroide fu rifiutata. [70]

Note

  1. ^ a b GA Krasinsky, Pitjeva, EV; Vasilyev, MV; Yagudina, and EI, Hidden Mass in the Asteroid Belt , in Icarus , vol. 158, n. 1, luglio 2002, pp. 98–105, DOI : 10.1006/icar.2002.6837 .
  2. ^ a b EV Pitjeva, High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants ( PDF ), in Solar System Research , vol. 39, n. 3, 2005, p. 176, DOI : 10.1007/s11208-005-0033-2 . URL consultato il 20 dicembre 2011 (archiviato dall' url originale il 7 settembre 2012) .
  3. ^ a b For recent estimates of the masses of Ceres , 4 Vesta , 2 Pallas and 10 Hygiea , see the references in the infoboxes of their respective articles.
  4. ^ a b Donald K. Yeomans, JPL Small-Body Database Browser , su ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 13 luglio 2006. URL consultato il 27 settembre 2010 ( archiviato il 29 settembre 2010) .
  5. ^ ( EN ) H. Jeffreys, The planetesimal hypothesis ( abstract ), in The Observatory , vol. 52, 1929, pp. 173-178, Bibcode : 1929Obs....52..173J .
  6. ^ Sculpting the Asteroid Belt , su skyandtelescope.com . URL consultato il 3 maggio 2013 (archiviato dall' url originale il 30 dicembre 2013) .
  7. ^ a b c Hilton, J., When Did the Asteroids Become Minor Planets? , su US Naval Observatory (USNO) , 2001. URL consultato il 1º ottobre 2007 (archiviato dall' url originale il 6 aprile 2012) .
  8. ^ a b Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System , su Space Physics Center: UCLA , 2005. URL consultato il 3 novembre 2007 .
  9. ^ a b Hoskin, Michael, Bode's Law and the Discovery of Ceres , su Churchill College, Cambridge . URL consultato il 12 luglio 2010 .
  10. ^ Linda T. Elkins-Tanton, Asteroids, Meteorites, and Comets , 2010:10
  11. ^ a b Call the police! The story behind the discovery of the asteroids , in Astronomy Now , giugno 2007, pp. 60–61.
  12. ^ Pogge, Richard, An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet? , su An Introduction to Solar System Astronomy , Ohio State University , 2006. URL consultato l'11 novembre 2007 .
  13. ^ Douglas Harper, Asteroid , su Online Etymology Dictionary , Etymology Online, 2010. URL consultato il 15 aprile 2011 .
  14. ^ DeForest, Jessica, Greek and Latin Roots , su msu.edu , Michigan State University, 2000. URL consultato il 25 luglio 2007 ( archiviato il 12 agosto 2007) .
  15. ^ Clifford Cunningham, William Hershel and the First Two Asteroids , in The Minor Planet Bulletin , vol. 11, Dance Hall Observatory, Ontario, 1984, p. 3.
  16. ^ a b Staff, Astronomical Serendipity , su dawn.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 2002. URL consultato il 20 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 6 febbraio 2012) .
  17. ^ Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries? , su astronomy.com . URL consultato il 16 ottobre 2007 .
  18. ^

    «How might it be if Ceres and Pallas were just a pair of fragments, or portions of a once greater planet which at one time occupied its proper place between Mars and Jupiter, and was in size more analogous to the other planets, and perhaps millions of years ago, had, either through the impact of a comet, or from an internal explosion, burst into pieces?»

    ( Olbers in una lettera a Herschel del 17 maggio 1802, citato da ( EN ) Paul Murdin, Rock Legends: The Asteroids and Their Discoverers , Springer, 2016, pp. 41-42, ISBN 978-3-319-31836-3 . )
  19. ^ Masetti, M.; and Mukai, K., Origin of the Asteroid Belt , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA Goddard Spaceflight Center, 1º dicembre 2005. URL consultato il 25 aprile 2007 .
  20. ^ Susan Watanabe, Mysteries of the Solar Nebula , su jpl.nasa.gov , NASA, 20 luglio 2001. URL consultato il 2 aprile 2007 .
  21. ^ a b Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J., The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt ( PDF ), in Icarus , vol. 153, n. 2, 2001, pp. 338–347, DOI : 10.1006/icar.2001.6702 . URL consultato il 22 marzo 2007 ( archiviato il 21 febbraio 2007) .
  22. ^ Edgar, R.; and Artymowicz, P., Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet ( PDF ), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 354, n. 3, 2004, pp. 769–772, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . URL consultato il 16 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 21 giugno 2007) .
  23. ^ E. rd Scott, Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids , League City, Texas, Lunar and Planetary Society, 13-17 marzo 2006. URL consultato il 16 aprile 2007 .
  24. ^ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, ERD et al. , Asteroid differentiation – Pyroclastic volcanism to magma oceans , in Meteoritics , vol. 28, n. 1, 1993, pp. 34–52.
  25. ^ Kelly, Karen, U of T researchers discover clues to early solar system , su University of Toronto , 2007. URL consultato il 12 luglio 2010 .
  26. ^ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. et al. , Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution , in Asteroids III , 2002, p. 585. Gaffey, Michael J., The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials , in Icarus (ISSN 0019-1035) , vol. 66, n. 3, 1996, p. 468, Bibcode : 1986Icar...66..468G , DOI : 10.1016/0019-1035(86)90086-2 . Keil, K., Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites , su Planetary and Space Science , 2000. URL consultato l'8 novembre 2007 . Baragiola, RA; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, LA; and Sheffield, J., Duke, Loeffler, McFadden e Sheffield, Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies , in EGS – AGU – EUG Joint Assembly , 2003, p. 7709, Bibcode : 2003EAEJA.....7709B .
  27. ^ Chapman, CR; Williams, JG; Hartmann, WK, The asteroids , in Annual review of astronomy and astrophysics , vol. 16, 1978, pp. 33–75, DOI : 10.1146/annurev.aa.16.090178.000341 .
  28. ^ Kracher, A., Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur ( PDF ), su Ames Laboratory , 2005. URL consultato l'8 novembre 2007 (archiviato dall' url originale il 28 novembre 2007) .
  29. ^ Dr. Robert Piccioni, Did Asteroid Impacts Make Earth Habitable? , su guidetothecosmos.com . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  30. ^ Lori Stiles, Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm , University of Arizona News, 15 settembre 2005. URL consultato il 18 aprile 2007 .
  31. ^ Alfvén, H.; Arrhenius, G., The Small Bodies , su SP-345 Evolution of the Solar System , NASA, 1976. URL consultato il 12 aprile 2007 ( archiviato il 13 maggio 2007) .
  32. ^ Christopher E. Spratt, The Hungaria group of minor planets , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 84, aprile 1990, pp. 123–131.
  33. ^ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E., Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission , in The Astrophysical Journal , vol. 640, n. 2, 2006, pp. 1115–1118, DOI : 10.1086/500287 .
  34. ^ Phil Berardelli, Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water , Space Daily, 23 marzo 2006. URL consultato il 27 ottobre 2007 ( archiviato l'11 ottobre 2007) .
  35. ^ Emily Lakdawalla, Discovery of a Whole New Type of Comet , su planetary.org , The Planetary Society, 28 aprile 2006. URL consultato il 20 aprile 2007 ( archiviato il 1º maggio 2007) .
  36. ^ Donald K. Yeomans, JPL Small-Body Database Search Engine , su ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 26 aprile 2007. URL consultato il 26 aprile 2007 . – search for asteroids in the main belt regions with a diameter >100.
  37. ^ Tedesco, EF; and Desert, F.-X., The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search , in The Astronomical Journal , vol. 123, n. 4, 2002, pp. 2070–2082, DOI : 10.1086/339482 .
  38. ^ a b Gareth Williams, Distribution of the Minor Planets , su minorplanetcenter.org , Minor Planets Center, 25 settembre 2010. URL consultato il 27 ottobre 2010 .
  39. ^ a b Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I., Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 133, n. 4, 2007, pp. 1609–1614, DOI : 10.1086/512128 . URL consultato il 6 settembre 2008 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
  40. ^ BE Clark, New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology , in Lunar and Planetary Science , vol. 27, 1996, pp. 225–226.
  41. ^ Margot, JL; and Brown, ME, A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt , in Science , vol. 300, n. 5627, 2003, pp. 1939–1942, DOI : 10.1126/science.1085844 .
  42. ^ a b Kenneth R. Lang, Asteroids and meteorites , su ase.tufts.edu , NASA's Cosmos, 2003. URL consultato il 2 aprile 2007 .
  43. ^ a b Duffard, RD; Roig, F., Two New Basaltic Asteroids in the Main Belt? , Baltimore, Maryland, 14–18 luglio 2008.
  44. ^ a b Than, Ker, Strange Asteroids Baffle Scientists , su space.com , 2007. URL consultato il 14 ottobre 2007 .
  45. ^ Low, FJ; et al. , Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission , in Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor , vol. 278, 1984, pp. L19–L22, DOI : 10.1086/184213 .
  46. ^ Interview with David Jewitt , su youtube.com . URL consultato il 21 maggio 2011 .
  47. ^ This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database , dated February 8, 2006.
  48. ^ J. Donald Fernie, The American Kepler , in American Scientist , vol. 87, n. 5, 1999, p. 398. URL consultato il 4 febbraio 2007 (archiviato dall' url originale l'11 giugno 2011) .
  49. ^ Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu, Depletion of the Outer Asteroid Belt , in Science , vol. 275, n. 5298, 1997, pp. 375–377, DOI : 10.1126/science.275.5298.375 . URL consultato il 1º agosto 2007 .
  50. ^ McBride, N.; and Hughes, DW, The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 244, 1990, pp. 513–520.
  51. ^ S. Ferraz-Mello, Kirkwood Gaps and Resonant Groups , Belgirate, Italy, Kluwer Academic Publishers, 14–18 giugno 1993, pp. 175–188. URL consultato il 28 marzo 2007 .
  52. ^ Jozef Klacka, Mass distribution in the asteroid belt , in Earth, Moon, and Planets , vol. 56, n. 1, 1992, pp. 47–52, DOI : 10.1007/BF00054599 .
  53. ^ DE Backman, Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density , su Backman Report , NASA Ames Research Center, 6 marzo 1998. URL consultato il 4 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 3 marzo 2012) .
  54. ^ a b William T. Reach, Zodiacal emission. III – Dust near the asteroid belt , in Astrophysical Journal , vol. 392, n. 1, 1992, pp. 289–299, DOI : 10.1086/171428 .
  55. ^ Danny Kingsley, Mysterious meteorite dust mismatch solved , su abc.net.au , ABC Science, 1º maggio 2003. URL consultato il 4 aprile 2007 .
  56. ^ ( EN ) Meteors and Meteorites , su nasa.gov , NASA. URL consultato il dicembre 2020 .
  57. ^ Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago , su Southwest Research Institute , 2007. URL consultato il 14 ottobre 2007 ( archiviato l'11 ottobre 2007) .
  58. ^ David W. Hughes, Finding Asteroids In Space , su open2.net , BBC, 2007. URL consultato il 20 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 10 marzo 2012) .
  59. ^ Anne Lemaitre, Asteroid family classification from very large catalogues , Belgrade, Serbia and Montenegro, Cambridge University Press, 31 agosto - 4 settembre 2004, pp. 135–144. URL consultato il 15 aprile 2007 .
  60. ^ Linda MV Martel, Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup , su psrd.hawaii.edu , Planetary Science Research Discoveries, 9 marzo 2004. URL consultato il 2 aprile 2007 ( archiviato il 1º aprile 2007) .
  61. ^ Michael J. Drake,The eucrite/Vesta story , in Meteoritics & Planetary Science , vol. 36, n. 4, 2001, pp. 501–513, DOI : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  62. ^ Love, SG; and Brownlee, DE, The dust band contribution to the interplanetary dust complex – Evidence seen at 60 and 100 microns , in Astronomical Journal , vol. 104, n. 6, 1992, pp. 2236–2242, DOI : 10.1086/116399 .
  63. ^ Christopher E. Spratt, The Hungaria group of minor planets , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 84, n. 2, 1990, pp. 123–131.
  64. ^ Carvano, JM; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, CA; and Florczak, M., Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups , in Icarus , vol. 149, n. 1, 2001, pp. 173–189, DOI : 10.1006/icar.2000.6512 .
  65. ^ Roger Dymock, Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them , Springer, 2010, p. 24, ISBN 1-4419-6438-X . URL consultato il 4 aprile 2011 .
  66. ^ ( EN ) Nesvorný, David et al. , Karin cluster formation by asteroid impact , in Icarus , vol. 183, n. 2, agosto 2006, pp. 296–311, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.03.008 .
  67. ^ Maggie McKee, Eon of dust storms traced to asteroid smash , New Scientist Space, 18 gennaio 2006. URL consultato il 15 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 14 marzo 2012) .
  68. ^ Nesvorný, D.; Bottke, WF; Levison, HF; and Dones, L., Recent Origin of the Solar System Dust Bands ( PDF ), in The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, 2003, pp. 486–497, DOI : 10.1086/374807 . URL consultato il 15 aprile 2007 .
  69. ^ Alan Stern, New Horizons Crosses The Asteroid Belt , Space Daily, 3 giugno 2006. URL consultato il 14 aprile 2007 .
  70. ^ Staff, Dawn Mission Home Page , su dawn.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 10 aprile 2007. URL consultato il 14 aprile 2007 ( archiviato l'11 aprile 2007) .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

V · D · M
L'asteroide 4 Vesta
Pianeti nani CererePlutoidi : Plutone ( ) · Haumea ( ) · Makemake ( ) · Eris ( )
Raggruppamenti asteroidali VulcanoidiNEA ( Apollo · Aten · Amor ) • Fascia principale • Planetosecanti ( Mercurio · Venere · Terra · Marte · Giove · Saturno · Urano · Nettuno ) • Troiani ( della Terra · di Marte · di Giove · di Nettuno ) • CentauriTNO ( Fascia di KuiperPlutini · Cubewani · Twotini – · Disco diffuso ) • Gruppi e famiglie ( Famiglie collisionali )
Classi spettrali Tholen : B · F · G · C · S · X · M · E · P · A · D · T · Q · R · VSMASS : C · B · S · A · Q · R · K · L · X · T · D · Ld · O · V
Altro Asteroidi principaliLista completaSatelliti asteroidaliAsteroidi binariFamiglie asteroidali
Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh2012000460
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare